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\citation{0004-637X-483-2-565,nature}
\citation{flatuniverseCMB}
\citation{Efstathiou:2001cw}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {1}Introducci\'on}{2}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {2}El modelo de constante cosmol\'ogica}{3}}
\newlabel{eqn:RGL}{{1}{3}}
\citation{0004-637X-553-1-47}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {3}Los par\'ametros cosmol\'ogicos y la expansi\'on del universo}{5}}
\citation{Weinberg:2000yb}
\citation{Weimberg1989}
\newlabel{eqn:qparameter}{{9}{7}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {4}Otros modelos}{7}}
\citation{Carrol}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{\numberline {4.0.1}Quintessencia}{8}}
\citation{PhysRevD.59.123504}
\citation{PhysRevLett.59.2607}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{\numberline {4.0.2}Consideraciones antr\'opicas}{9}}
\citation{PhysRevLett.74.846}
\citation{book}
\citation{Martel:1997vi}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {5}Tests observacionales}{11}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {5.1}Datos de supernovas Ia}{11}}
\citation{Suzuki:2011hu}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {5.2}Anisotrop\'ias en la radiaci\'on c\'osmica de fondo}{12}}
\newlabel{sec:CMB}{{5.2}{12}}
\citation{CMBfast}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {1}{\ignorespaces \relax \fontsize  {10.95}{13.6}\selectfont  \abovedisplayskip 11\p@ plus3\p@ minus6\p@ \abovedisplayshortskip \z@ plus3\p@ \belowdisplayshortskip 6.5\p@ plus3.5\p@ minus3\p@ \def \leftmargin \leftmargini \parsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ \topsep 10\p@ plus4\p@ minus6\p@ \itemsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ {\leftmargin \leftmargini \topsep 9\p@ plus3\p@ minus5\p@ \parsep 4.5\p@ plus2\p@ minus\p@ \itemsep \parsep }\belowdisplayskip \abovedisplayskip {Una supernova tipo Ia, SN1994D, explotando (abajo a la izquierda) en esta imagen de la galaxia NGC 4526 tomada por el Telescopio Espacial Hubble(HST). Imagen perteneciente a \emph  {High-Z Supernova Search Team}, HST, NASA.}}}{13}}
\newlabel{fig:ImagenSN}{{1}{13}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2}{\ignorespaces \relax \fontsize  {10.95}{13.6}\selectfont  \abovedisplayskip 11\p@ plus3\p@ minus6\p@ \abovedisplayshortskip \z@ plus3\p@ \belowdisplayshortskip 6.5\p@ plus3.5\p@ minus3\p@ \def \leftmargin \leftmargini \parsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ \topsep 10\p@ plus4\p@ minus6\p@ \itemsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ {\leftmargin \leftmargini \topsep 9\p@ plus3\p@ minus5\p@ \parsep 4.5\p@ plus2\p@ minus\p@ \itemsep \parsep }\belowdisplayskip \abovedisplayskip {La magnitud aparente en funci\'on del corrimiento al rojo para un conjunto de supernovas Ia cercanas y distantes (a). Las curvas en rojo representan modelos con densidad de vac\'io nula y con densidades de masa que van de cero a la densidad cr\'itica. El mejor ajuste, en azul, es consistente con una constante cosmol\'ogica que duplica a la densidad de masa. En (b) se muestra el resultado de las \'ultimas observaciones de \emph  {Supernova Cosmology Project} (2011). \'Estos son combinados con las observaciones de CMB y BAO, estableciendo regiones de confianza para ($\omega ,\Omega _{\Lambda }$). Asumiendo un universo plano, con $\omega $ constante, se obtiene: $\omega = -1.013\pm 0.073$. }}}{14}}
\newlabel{fig:SNeIa}{{2}{14}}
\citation{0067-0049-192-2-14}
\citation{0067-0049-192-2-14}
\citation{0067-0049-192-2-14}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {5.3}Oscilaciones ac\'usticas bari\'onicas}{15}}
\newlabel{sec:BAO}{{5.3}{15}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {3}{\ignorespaces \relax \fontsize  {10.95}{13.6}\selectfont  \abovedisplayskip 11\p@ plus3\p@ minus6\p@ \abovedisplayshortskip \z@ plus3\p@ \belowdisplayshortskip 6.5\p@ plus3.5\p@ minus3\p@ \def \leftmargin \leftmargini \parsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ \topsep 10\p@ plus4\p@ minus6\p@ \itemsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ {\leftmargin \leftmargini \topsep 9\p@ plus3\p@ minus5\p@ \parsep 4.5\p@ plus2\p@ minus\p@ \itemsep \parsep }\belowdisplayskip \abovedisplayskip {C\'alculo del espectro angular para la radiaci\'on c\'osmica de fondo utilizando el paquete CMBfast. En (a) se obtiene el espectro para un universo sin constante cosmol\'ogica {$\Omega _M=1$,$\Omega _{\Lambda }=0$} y; en (b) se muestra la dependencia angular de las fluctuaciones para una combinaci\'on {$\Omega _M=0.7$,$\Omega _{\Lambda }=0.3$}. }}}{16}}
\newlabel{fig:CMBFAST}{{3}{16}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {4}{\ignorespaces \relax \fontsize  {10.95}{13.6}\selectfont  \abovedisplayskip 11\p@ plus3\p@ minus6\p@ \abovedisplayshortskip \z@ plus3\p@ \belowdisplayshortskip 6.5\p@ plus3.5\p@ minus3\p@ \def \leftmargin \leftmargini \parsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ \topsep 10\p@ plus4\p@ minus6\p@ \itemsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ {\leftmargin \leftmargini \topsep 9\p@ plus3\p@ minus5\p@ \parsep 4.5\p@ plus2\p@ minus\p@ \itemsep \parsep }\belowdisplayskip \abovedisplayskip {(a)Imagen de las fluctuaciones en la temperatura de la radiaci\'on c\'osmica de fondo a partir de los datos recaudados durante 7 an\~nos por el \emph  {Wilkinson Microwave Anisotropy Probe} (WMAP). Los colores representan fluctuaciones muy peque\~nas en la temperatura; las regiones de color rojo son las m\'as calientes y las azules son alrededor de 0.0002 grados m\'as fr\'ias. Imagen del NASA/WMAP Science Team, 2011. (b) Mejor ajuste a la medici\'on de WMAP de las fluctuaciones de temperatura del fondo c\'osmico en funci\'on del momento multipolar $l$, que re\'une los 7 a\~nos de datos. Como resultado de esta medici\'on se tiene que $\Omega _{\Lambda } = 0.734\pm 0.029$~\cite  {0067-0049-192-2-14}. }}}{16}}
\newlabel{fig:WMAP}{{4}{16}}
\citation{Percival:2009xn}
\citation{0067-0049-192-2-14}
\citation{Hand:2012ui}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {5.4}Otros tests}{17}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {5}{\ignorespaces \relax \fontsize  {10.95}{13.6}\selectfont  \abovedisplayskip 11\p@ plus3\p@ minus6\p@ \abovedisplayshortskip \z@ plus3\p@ \belowdisplayshortskip 6.5\p@ plus3.5\p@ minus3\p@ \def \leftmargin \leftmargini \parsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ \topsep 10\p@ plus4\p@ minus6\p@ \itemsep 5\p@ plus2.5\p@ minus\p@ {\leftmargin \leftmargini \topsep 9\p@ plus3\p@ minus5\p@ \parsep 4.5\p@ plus2\p@ minus\p@ \itemsep \parsep }\belowdisplayskip \abovedisplayskip {Esta imagen del Telescopio Spacial Hubble corresponde al cluster de galaxias Abell 2218 y muestra el efecto de lente gravitacional. Los arcos de luz alrededor de la galaxia brillante, a la izquierda de la imagen, provienen en realidad de objetos que se encuentran detr\'as del cluster. Imagen de NASA, A. Fruchter y ERO Team. }}}{18}}
\newlabel{fig:LensingImage}{{5}{18}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {6}Conclusiones}{18}}
\bibstyle{unsrt}
\bibdata{cosmofinal}
\bibcite{0004-637X-483-2-565}{1}
\bibcite{nature}{2}
\bibcite{flatuniverseCMB}{3}
\bibcite{Efstathiou:2001cw}{4}
\bibcite{0004-637X-553-1-47}{5}
\bibcite{Weinberg:2000yb}{6}
\bibcite{Weimberg1989}{7}
\bibcite{Carrol}{8}
\bibcite{PhysRevD.59.123504}{9}
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\bibcite{PhysRevLett.74.846}{11}
\bibcite{book}{12}
\bibcite{Martel:1997vi}{13}
\bibcite{Suzuki:2011hu}{14}
\bibcite{CMBfast}{15}
\bibcite{0067-0049-192-2-14}{16}
\bibcite{Percival:2009xn}{17}
\bibcite{Hand:2012ui}{18}
